Переменные звезды - Гоффмейстер К.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка):
Нужно отметить, что возникновению графитовых частиц в атмосферах N-звезд посвящено довольно много работ. Начало было положено изучением происхождения межзвездного вещества (Хойл и Викрама-синг, 1962). Фридеман к Шмидт (1967) подтвердили результат Хойла и Викрамасинга и показали, что графитовые частицы могут вкосить свой вклад в изменение поглощения во внешних областях звезд, а повышение температуры в процессе пульсаций может вновь привести к испарению частиц.
Стадия эволюции. Построенные модели указывают, что мириды расположены на так называемой "асимптотической ветви гигантов" диаграммы Герцшпрунга—Рессела. Как уже упоминалось, из их оболочек происходит значительная потеря вещества. Учитывая это, некоторые авторы обсуждают возможность дальнейшей эволюции мирид в сторону симбио-тических звезд или планетарных туманностей; см. Вуд (1974), Кафатос идр. (1977) кВилъсон (1980, 1981).
Исходя из распределения наблюдаемых периодов мирид в окрестностях Солнца Кан и Вьятт (1978), Вильсон (1980) и Вьятт и Кан (1983) попытались при помощи теории эволюции, пульсационнон теории и теории потери массы проследить позднюю эволюцию этих объектов до белых карликов или планетарных туманностей. Они построили теоретическое распределение масс белых карликов (остающихся после окончательной потери звездой околозвездной оболочки). Упомянутые авторы'нарисовали следующую картину эволюции: маломассивные звезды главной последовательности (с массой приблизительно 19RQ) становятся миридами в конце своего эволюционного пути, после чего они превращаются в белых карликов, непосредственно или через стадию планетарной туманности. Напротив, массивные звезды (несколько масс Солнца), согласно этой теории, не должны проходить стадию мирид.
В теории эволюции еще много нерешенных проблем, касающихся переменных звезд спектральных классов S, R, N, С. По мнению некоторых авторов зги звезды возникают в результате непродолжиіельной стадии зволюции, когда из-за полного перемешивания химические элементы, образовавшиеся во внутренних слоях звезды, выносятся на поверхность
77
или же из-за значительной потери массы становятся видны внутренние слои звезды. Всесторонний обзор данных о переменных углеродных звездах представлен в книге Алкене и Икауниекса (1971).
2.2.2. Пол управ ильные, неправильные переменные н звезды типа RV Тельца
Переход от мирид к полуправильным звездам и далее к неправильным переменным настолько плавный, что это затрудняет однозначную классификацию. Физические свойства различных подгрупп так похожи, что их можно обсуждать вместе.
Пол у правильные и неправильные переменные обычно являются красными гигантами и сверхгигантами, хотя иногда встречаются и представители более ранних спектральных классов F, G, К. Различают четыре группы полу прав ильных — SRa, о, с, d (SR— semiregular), две группы неправильных — Lb, с и две группы звезд типа RV Тельца (рис. 29—36) со следующими характеристиками.
SRa: Гиганты спектральных классов M1 С и S, отличающиеся от настоящих мирид нередко лишь меньшей амплитудой. Кривые блеска очень переменны, а периоды в основном такие же, как и у мирид. Эмиссионные линии в спектре встречаются реже. Типичный представитель этой группы — уже упоминавшаяся звезда Z Aqr.
SRb: Пол у правильные гиганты спектральных классов К, М, С и S. Кривая блеска циклична, но время от времени цикл нарушается. Изменения блеска в это время неправильны. Затем цикличность восстанавливается, и изменения могут быть описаны средним периодом, но с изменившейся фазой.
SRc: Сверхгиганты спектральных классов G8— Мб, показывающие почти неправильные волнообразные изменения блеска с малой амплитудой, прерываемые интервалами практического постоянства блеска. В эту группу входят некоторые хорошо изученные яркие звезды, прежде чаще всего причислявшиеся к неправильным переменным.
SRd: Желтые гиганты и сверхгиганты спектральных классов F-K Группа по своему составу не однородна. Сюда входят объекты, похожие на долгопериодические звезды типа W Девы, но показывающие иногда отклонения от правильных изменений блеска, как, например, S VuI; звезды, ранее считавшиеся звездами типа RV Тельца, и звезды, у которых два значения периода сменяют друг друга через нерегулярные промежутки времени. Бонд и др. (1984) выделили маленькую группу мало-массивных, бедных металлами F-сверх гигантов, расположенных на очень высоких галактических широіах и находящихся на поздней стадии эволюции, и назвали их звездами типа 89 Геркулеса. Ферни (1986) предположил, что некоторые из этих объектов, которые он называет звездами типа UU Геркулеса, пульсируют нерадиально — этот феномен обсуждается в разделе 2.3. Вопрос о том, относится ли S VuI к звездам типа UU Геркулеса или является звездой типа 5 Цефея, в настоящее время еще не решен (Тернер и др., 1986).
Lb: Медленные, неправильные переменные звезды средних и поздних спектральных классов (от F до М, С и S), в основном гиганты. Харак-
7»
: V \д V
ю ¦
2428100 8S00 S500 8700 . 8900 JD
N У\ АЛ
